Автор работы: Пользователь скрыл имя, 24 Октября 2009 в 20:00, Не определен
Контрольная работа по дисциплине:
«Концепции современного естествознания»
Излучение, покидающее поверхность звезды, качественно (но не количественно) отличается от излучения, рождающегося в источнике звёздной энергии. По мере движения наружу длина волны света увеличивается. Поверхность Солнца, например, излучает в основном световые и инфракрасные лучи, а в его недрах возникает коротковолновое рентгеновское и гамма-излучение.
Оценки
температуры и плотности в
недрах звёзд получают теоретическим
путём, исходя из известной массы
звезды и мощности её излучения, на
основании газовых законов
Строение
звёзд зависит от массы. Если звезда
в несколько раз массивнее
Солнца, то глубоко в её недрах происходит
интенсивное перемешивание
В дальнейшем ядерные реакции создают в центре массивной звезды всё более тяжелые элементы, вплоть до железа. Синтез элементов тяжелее железа уже не приводит к выделению энергии. Лишенное источников энергии, ядро звезды быстро сжимается. Это может повлечь за собой взрыв – вспышку сверхновой. Иногда при взрыве звезда полностью распадается, но чаще всего, по-видимому, остается компактный объект – нейтронная звезда или черная дыра. Вместе с оболочкой взрыв уносит в межзвездную среду различные химические элементы, образовавшиеся в недрах звезды за время её жизни. Новое поколение звезд, рождающихся из межзвездного газа, будет содержать уже больше тяжелых химических элементов.
Срок жизни звезды напрямую зависит от её массы. Звезды с массой в 100 раз больше солнечной живут всего несколько миллионов лет. Если масса составляет две – три солнечных, срок жизни увеличивается до миллиарда лет. В звездах – карликах, массы которых меньше массы Солнца, конвективное ядро отсутствует. Водород в них горит, превращаясь в гелий, в центральной области, не выделяющейся из остальной части звезды наличием конвективных движений. В карликах этот процесс протекает очень медленно, и они практически не изменяются в течение миллиардов лет. Когда водород полностью сгорает, они медленно сжимаются и за счет энергии сжатия могут существовать ещё очень длительное время.
Солнце
и подобные ему звезды представляют
собой промежуточный случай. У
Солнца имеется маленькое конвективное
ядро, но не очень чётко отделённое от
остальной части. Ядерные реакции горения
водорода протекают как в ядре, так и в
его окрестностях. Возраст Солнца примерно
4,5-5 млрд. лет. И за это время оно почти
не изменило своего размера и яркости.
После исчерпания водорода Солнце может
постепенно вырасти в красный гигант,
сбросить чрезмерно расширившуюся оболочку
и закончить свою жизнь, превратившись
в белый карлик. Но это случится не раньше,
чем через 5 млрд. лет.
Большую часть своей жизни звезда находится на так называемой главной последовательности диаграммы цвет – светимость (диаграммы Герцшпрунга-Ресселла). Все остальные стадии эволюции звезды до образования компактного остатка занимают не более 10% от этого времени. Именно поэтому большинство звезд, наблюдаемых в нашей Галактике, - скромные красные карлики с массой Солнца или меньше. Дальнейшая судьба звезды полностью определяется её массой. Каков же срок жизни звезды? Ответить на этот вопрос не представляет труда, если знать механизм выделения энергии в звезде. Для звезд главной последовательности это термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Как известно из ядерной физики, освобождаемая при этом энергия равна примерно 0,1% от энергии покоя вещества Е=mс2. Здесь m- масса вещества, с- скорость света. Соотношение Е=mс2 было установлено Альбертом Эйнштейном в 1917 г.
Таким образом, полный запас термоядерной энергии в звезде составляет 0,001Мяс2, где Мя - масса ядра звезды, в котором и происходят термоядерные реакции. Учитывая, что масса ядра звезды пропорциональна её полной массе (М), путём расчётов получаем приблизительное соотношение: продолжительность превращения водорода в гелий равна 10 М/L млрд. лет, где масса М и светимость L звезды выражены в массах и светимостях Солнца. Для звезд с массой, близкой к солнечной, L=М4 (это следует из наблюдений). Отсюда находим, что время их жизни 10/М3 млрд. лет.
Теперь ясно, что звезды с массой больше солнечной живут гораздо меньше Солнца, а время жизни самых массивных звезд составляет «всего» несколько миллионов лет! Для подавляющего же большинства звезд время жизни сравнимо или даже превышает возраст Вселенной (около 15 млрд. лет).
Теперь мы подошли к основному вопросу: во что превращаются звезды в конце жизни и как проявляют себя их остатки? Звезды разной массы приходят в итоге к одному из трех состояний: белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры.
За
период немногим более двух столетий
представление о звёздах
Благодаря
развитию наблюдательных технологий астрономы
получили возможность исследовать
не только видимое, но и не видимое глазу
излучение звёзд. Сейчас уже многое известно
об их строении, рождении и эволюции, хотя
немало остаётся и непонятного. Ещё впереди
то время, когда исполнится мечта создателя
современной науки о звёздах Артура Эддингтона
и мы наконец «сможем понять такую простую
вещь, как звезда»